L’origine des atomes présents dans l’univers fut l’un des grands sujets de recherche du XXᵉ siècle. En effet, si des atomes légers comme l’hydrogène ou l’hélium sont observables partout dans l’univers, les autres atomes semblent quasi absents. Il faudra attendre la fin des années 1950 pour que les travaux de Margaret Burbidge et ses collaborateurs apportent une première réponse. L’ensemble des atomes se formerait finalement au cœur des étoiles. Les plus légers, comme le carbone, l’oxygène ou même le fer, se forment ainsi durant la vie des étoiles. Les plus lourds et rares, comme l’uranium, sont produits lors de l’explosion d’étoiles massives en supernovae. La chimie des étoiles est aujourd’hui plutôt bien comprise d’un point de vue théorique. Cependant, la diffusion de cette matière dans la galaxie est difficile à observer. Une équipe états-unienne put cependant observer ce phénomène en 2025 au sein de la nébuleuse de l’Hélice.
La naissance des étoiles
Il existe dans notre galaxie des milliards d’étoiles très différentes les unes des autres. Avec un diamètre d’environ 1 400 000 km et une température de surface d’environ 5 500 °C, notre Soleil est classé comme naine jaune. Si ce type d’étoile est courant dans la Voie lactée, il ne s’agit ni des plus nombreuses ni des plus grandes. Il existe ainsi des étoiles plus petites et plus nombreuses dans la galaxie, les naines rouges. À l’inverse, certaines étoiles sont beaucoup plus grandes et massives que le Soleil. Elles s’appellent les géantes bleues.
Néanmoins, toutes ces étoiles naissent dans des conditions similaires. Elles se forment en effet au sein de gigantesques nuages de gaz et de poussières que l’on nomme nébuleuses. L’une des plus connues est la nébuleuse d’Orion, qui mesure plus de 24 millions d’années-lumière de diamètre. Au cours du temps, des perturbations entraînent régulièrement un effondrement sur lui-même d’une fraction du gaz. La gravité va alors comprimer cette boule de gaz et augmenter de plus en plus la pression entre les atomes, principalement d’hydrogène. Lorsque la pression dépasse un seuil critique, les atomes d’hydrogène vont commencer à fusionner. Ils vont alors créer un atome d’hélium et libérer une grande quantité d’énergie. Le nuage de gaz va ainsi se stabiliser et émettre de la lumière et de la chaleur, une étoile est née.
En fonction de la quantité de gaz, l’équilibre entre la gravité et la pression va varier. De plus, plus l’étoile est massive, plus la pression en son cœur est importante. Les géantes bleues vont ainsi consommer leur hydrogène beaucoup plus vite que les naines rouges. La durée de cette phase « stable » de consommation de l’hydrogène va donc varier selon les étoiles. Pour le Soleil, elle devrait durer environ 10 milliards d’années. Pour les géantes bleues, elles dépassent rarement les 100 millions d’années. À l’inverse, les naines rouges ont une durée de vie qui peut atteindre plusieurs dizaines de milliards d’années.
La mort des étoiles
Après la phase stable, les étoiles entreront dans une période plus turbulente de leur vie. En effet, lorsqu’une grande partie de l’hydrogène au cœur des étoiles est consommée, la pression de radiation liée à la fusion des atomes diminue et la gravité reprend le dessus. L’étoile se contracte à nouveau, augmentant ainsi la pression sur le gaz. De nouvelles fusions vont alors débuter. L’hélium au cœur de l’étoile va commencer à fusionner ainsi que l’hydrogène en périphérie. La radiation va alors fortement augmenter et reprendra le dessus sur la gravité. La taille de l’étoile va ainsi fortement augmenter. Pour une étoile comme le Soleil, on estime qu’elle pourrait atteindre, voire dépasser, l’orbite de la Terre.
Des atomes de plus en plus lourds vont ainsi fusionner jusqu’à former un cœur riche en fer et en nickel. Ces derniers, extrêmement stables, ne peuvent plus fusionner. La radiation au cœur de l’étoile va alors diminuer de nouveau et l’étoile va, pour la dernière fois, se contracter. La suite dépendra de la masse de l’étoile. Pour les étoiles dépassant les huit masses solaires, la matière va s’effondrer sur le cœur avec tellement de puissance que l’énergie accumulée finira par être expulsée sous la forme d’une gigantesque explosion, une supernova. Cette explosion produit alors une énergie et une luminosité équivalentes à celles d’une galaxie toute entière. L’objet restant après la supernova est soit une étoile à neutrons, soit un trou noir pour les plus massives.
Les étoiles moins massives, comme le Soleil, ne passeront pas par cette phase explosive. Après s’être gonflé et être devenu une géante rouge, la contraction du cœur du Soleil sera plus contrôlée. La taille de l’étoile va alors diminuer jusqu’à atteindre un diamètre similaire à celui de la Terre. Cela forme une naine blanche qui va continuer à rayonner la chaleur emmagasinée pendant des dizaines de milliards d’années. Le reste du gaz sera soufflé par le vent stellaire et se diffusera dans la galaxie. Cela forme une nébuleuse planétaire dont le gaz est ionisé par le rayonnement de la naine blanche.
La nébuleuse de l’Hélice
L’une des nébuleuses planétaires les plus proches et les plus connues est la nébuleuse de l’Hélice. Cette dernière se situe à environ 650 années-lumière et est visible dans la constellation du Verseau. Aussi appelée NGC 7293, elle fut découverte en 1824 par l’astronome allemand Karl Harding. Si les nébuleuses planétaires sont plus petites que les nébuleuses où se forment les étoiles, NGC 7293 mesure néanmoins près de 4 années-lumière de diamètre.
La formation de la nébuleuse aurait eu lieu il y a environ 12 000 ans. La naine blanche restante a une masse d’environ 0,68 fois la masse du Soleil. Elle est cependant beaucoup plus chaude que notre étoile, avec une température de surface avoisinant les 120 000 °C.
La diffusion de la matière dans le milieu interstellaire
La proximité de la nébuleuse de l’Hélice fait d’elle un sujet d’étude idéal pour comprendre comment les atomes soufflés par le vent stellaire se diffusent dans la galaxie. En effet, ce mécanisme joue un rôle majeur dans le recyclage du gaz, des métaux et de la poussière dans le milieu interstellaire. Pour mieux le comprendre, une équipe de l’université Yale, aux États-Unis, observa en novembre 2025 la nébuleuse avec le nouveau télescope MOTHRA, au Chili.
Ces observations permirent à l’équipe d’identifier 22 ondes de choc en périphérie de la nébuleuse. Chacune de ces ondes de choc semble assimilée à un ou plusieurs amas de gaz indépendants. Ces amas de gaz pourraient provenir de l’interaction entre le vent stellaire et le milieu interstellaire. Une fois formée, l’équipe de recherche estime qu’il faudrait environ 10 000 ans pour que la matière se dissolve totalement dans le milieu interstellaire. Cependant, pour confirmer ces conclusions, il sera nécessaire d’observer la périphérie d’autres nébuleuses planétaires.
Sources
- Dokkum, P. et al. (2026) : Numerous bow shocks in the outer Helix Nebula
- Iskandarli, L. et al. (2024) : Novel Constraints on Companions to the Helix Nebula Central Star
Laisser un commentaire